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Edades: 16 años
SCIENTIFIC CASE:
Estudio del Diagrama Hertzsprung-Russell
Miembros del equipo
Escritor/a: _________________________________________________________
Responsable de material: _____________________________________________
Portavoz/Embajador: _________________________________________________
Contexto
Un cúmulo estelar abierto es un grupo de estrellas formadas a partir de una misma nube
inicial de gas (principalmente hidrógeno). Puede contener decenas o cientos de estrellas.
Los cúmulos estelares abiertos son excelentes laboratorios astronómicos. Todas están a
la misma distancia de nosotros, se mueven en la misma dirección, tienen
aproximadamente la misma edad y la misma composición química. De esta forma,
cuando vemos diferencias en el brillo de las estrellas de un mismo cúmulo,
sabemos que sólo se puede deber a que tienen diferente cantidad de masa.
Estudiando varios cúmulos, podemos compararlos y averiguar más acerca de la evolución
estelar, las edades de estas agrupaciones, y mucho más.
Las Pléyades. NASA, ESA, AURA/Caltech, Palomar Observatory.
Source: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/20/image/a/Author
Este y otros estudios nos han permitido conocer qué tipos de estrellas hay, y cómo
evolucionan la mayor parte de las estrellas. Tómate unos minutos para comprender la
siguiente gráfica:
Hertzsprung-Russell Diagram. Credit: ESA.
http://sci.esa.int/education/35774-stellar-radiation-stellar-types/?fbodylongid=1703
Casi todas las estrellas están en uno de los lugares indicados de la gráfica. Por ejemplo,
no existen estrellas azules que tengan luminosidad 10. Pero sí existen estrellas azules
con luminosidad 10⁴ (10⁴ = 10000, recuerda la notación científica). Además, como puedes
ver, la mayoría están en la diagonal que constituye la “secuencia principal”.
Cada estrella tiene una edad, y como pueden vivir miles de millones de años, sólo
podemos conocer su evolución observando la relación entre unas y otras. En la siguiente
gráfica, puedes observar cómo cambian algunas estrellas a lo largo del tiempo. Es decir,
hemos escogido algunas estrellas (puntos), y hemos trazado una línea que describe cómo
cambia su temperatura con el tiempo.
HR Diagram showing paths of different mass stars. Credit: ESA.
http://sci.esa.int/jump.cfm?oid=36828
Más recursos educativos:
Hertzsprung-Russell Diagram: http://sci.esa.int/jump.cfm?oid=35774
CESAR: http://www.cosmos.esa.int/web/cesar
ESA education: http://sci.esa.int/education/
Caso científico: Estudio del Diagrama Hertzsprung-Russell
Vamos a estudiar la evolución de una estrella cualquiera. El Sol.
Material para la investigación
Dispones del siguiente material:
- Lápices de colores, papel, goma.
- Celo/pegamento de barra. Tijeras.
- Cartel de Diagrama H-R.
- Recortables con información de diferentes astros
Procedimiento
1. Cada grupo va a recibir recortables con información incompleta de varios astros (todos
estos astros han sido, son o serán similares al Sol).
Nombre del astro
Imagen (credit: ESA, NASA. Hubble Space Telescope )
Descripción
2. La primera misión consiste en unificar los recortables. Para empezar, a cada imagen
le corresponde una descripción. Atención: es probable que la pareja que estéis buscando
para vuestra imagen o descripción esté en manos de otro equipo. ¡Tendréis que colaborar!
3. Cada una de las seis imágenes, junto con su descripción, ilustra un momento en la vida
de una estrella. Se os repartirá una pieza más del recortable en la que aparecen
diferentes datos. Debéis adjudicarle una edad a cada imagen + descripción, ayudándoos
de la información que aparece.
Edad (años)
Radio (comparado con el radio del Sol)
Temperatura (comparada
con la temperatura solar)
Brillo (comparado con el Sol)
4. Cuando todos los grupos estén de acuerdo con el resultado, podéis pasar a completar
el cartel colgado de la pared, que contiene un diagrama H-R. Este gráfico muestra seis
huecos, donde deben ir los recortables, y además, dibuja una línea que describe la
evolución del Sol desde su nacimiento hasta su muerte.
5. El objetivo de la segunda misión es tratar de pegar los recortables que tenéis (imagen
+ descripción + edad) en el lugar del diagrama que consideréis correcto. Pista: fijaos en
los ejes del diagrama para averiguar qué parte de la información que poseéis debéis
utilizar.
6. Es fundamental observar dónde pegan los recortables otros grupos para completar el
diagrama H-R.
7. Si tenéis dudas, consultadlo con los educadores o preguntad a otros grupos. ¡No
dudéis en consultar y compartir el trabajo con los demás!
Material para la investigación
Recortables con información de diferentes astros 1
1
Info based on “Interactive H-R Diagram”. By Edward Gomez & Jon Yardley
Nombre del astro
M42: Nebulosa de Orión.
Imagen (credit: ESA, NASA. Hubble Space Telescope)
Descripción
Guardería estelar.
Una nube interestelar formada principalmente por hidrógeno empieza a colapsar bajo la
fuerza de la gravedad.
Cuando la nube colapsa, la región de gas se calienta y se vuelve más brillante (el brillo
total disminuye porque la región se hace más pequeña).
Esta región tiene suficiente masa para que comiencen a producirse reacciones nucleares
en su núcleo, una vez que el gas ha llegado a la densidad crítica. Las reacciones
nucleares transforman hidrógeno en helio.
Edad (años)
0
Radio (comparado con el radio del Sol)
-
Temperatura (comparada
con la temperatura solar)
-
Brillo (comparado con el Sol)
-
Nombre del astro
M17: Nebulosa del Cisne.
Imagen (credit: ESA, NASA. Hubble Space Telescope)
Descripción
Protoestrella.
Hay muchos discos protoplanetarios en esta nebulosa.
Una vez que comienza la fusión en el núcleo de la nebulosa que colapsa, se forma una
protoestrella.
Son difíciles de observar porque están escondidas por discos de formación planetaria.
Edad (años)
20.000.000
Radio (comparado con el radio del Sol)
3
Temperatura (comparada
con la temperatura solar)
0,5
Brillo (comparado con el Sol)
1
Nombre del astro
M23
Imagen (credit: ESA, NASA. Hubble Space Telescope)
Descripción
Cúmulo abierto. Este es un cúmulo de estrellas jóvenes, muchas de las cuales están en
la fase de sus vidas llamada Secuencia Principal.
La protoestrella ha continuado aproximadamente con el mismo brillo pero su temperatura
superficial ha aumentado y ha seguido contrayéndose.
Ahora se ha sumado a la secuencia principal donde permanecerá la mayor parte de su
vida.
La estrella es ahora muy similar a nuestro Sol, tal y como es hoy.
Edad (años)
1.050.000.000
Radio (comparado con el radio del Sol)
1
Temperatura (comparada
con la temperatura solar)
1
Brillo (comparado con el Sol)
1
Nombre del astro
M 80
Imagen (credit: ESA, NASA. Hubble Space Telescope)
Descripción
Cúmulo globular. Contiene algunas de las estrellas más viejas de la galaxia en fase
Gigante Roja.
Después de fusionar hidrógeno en el núcleo, es el turno del helio, y comienzan a
formarse elementos más pesados.
El núcleo se calienta y la presión en el interior aumenta, por ello la estrella se hincha
hasta 100 veces el radio del Sol.
El brillo total de la estrella aumenta porque ahora es mucho más grande, pero la
temperatura es menor que la del Sol.
Edad (años)
11.050.000.000
Radio (comparado con el radio del Sol)
100
Temperatura (comparada
con la temperatura solar)
0,5
Brillo (comparado con el Sol)
1000
Nombre del astro
M76: Nebulosa de la Mancuerna.
Imagen (credit: taken by Robert J. Vanderbei). CC BY 2.5
Descripción
Nebulosa planetaria.
La estrella roja e hinchada empieza a expandirse y contraerse, mientras se fusiona helio
en su núcleo.
Esas pulsaciones acaban por eyectar completamente las capas exteriores de la estrella,
formando una colorida nebulosa planetaria.
Lo que queda atrás es el núcleo caliente de la estrella, denominado, Enana Blanca.
Edad (años)
11.050.000.000
Radio (comparado con el radio del Sol)
0,01
Temperatura (comparada
con la temperatura solar)
10⁵
Brillo (comparado con el Sol)
1000
Nombre del astro
M57: Nebulosa del Anillo.
Imagen (credit: ESA, NASA. Hubble Space Telescope)
Descripción
En el centro de la nebulosa que se expande se distingue la enana blanca.
El núcleo de la estrella es muy caliente, brillante e increíblemente denso, pero sin las
capas exteriores la presión en el centro no es suficiente para que continúe la fusión.
La estrella entra en la fase final en la que va enfriándose y haciéndose más débil.
Edad (años)
11.050.000.000
Radio (comparado con el radio del Sol)
0,01
Temperatura (comparada
con la temperatura solar)
20
Brillo (comparado con el Sol)
100
Nombre del astro
Imagen (credit)
Descripción
Edad (años)
Radio (comparado con el radio del Sol)
Temperatura (comparada
con la temperatura solar)
-
Brillo (comparado con el Sol)
-
POSTER H-R diagram Sun Evolution
(FOR PRINT USE “POSTER-Hrdiagram-Sun-Evolution.jpeg”).